1/2012 - Sternwarte Calden Kassel

KORONA Nr. 114 1 

ASTRONOMISCHER ARBEITSKREIS KASSEL E.V. 

40. Jahrgang Nummer 114 Januar 2012

2 KORONA Nr. 114 

Inhaltsverzeichnis 

K.-P.-Haupt 

Liebe Mitglieder……………………………………………………………………3 

Impressum…………………………………………………………………………..5 

Christian Hendrich 

Ein E-Mail-Newsletter der sich wirklich lohnt…………………………………...5 

Beobachtungen 

Roland Hedewig 

Sonnenaktivitäten………………………………………………………………….6 

Berichte 

Bernd Holstein 

Bildgewinnung mit CCD-Chip…………………………………………………...20 


Wie groß wird das größte Teleskop der Welt?.....................................................25 

Verschiedenes 


Rezension: „ Kosmos Himmelsjahr 2012“…………………………………..…..26 

Neue Mitglieder……………………………………………………………...……28 


Beobachtungshinweise …………………………………………………………...29 

Unser Programm von Januar bis Juli 2012……………………………………..31 

Titelbild: René Kosseda - Orion - 2 Aufnahmen á 180 sec; 1 Aufnahme á 15 sec


Liebe Mitglieder, 

das Jahr 2012, das 41. In der Geschichte des AAK, wird das Jahr der 

Umstrukturierung unserer Vereinsarbeit sein. 

Der Flughafen wird bald eröffnet und die Sternwarte ist seit November 2011 

geschlossen. 

Im August habe ich folgendes geschrieben: 

„Wer einmal in letzter Zeit in der Sternwarte war, wird erkennen, dass die vor 

Jahren gefassten Beschlüsse sehr sinnvoll sind. Damals war es nicht so deutlich, 

aber jetzt sehen wir den Flughafen wirklich direkt vor unserer Haustür. Und wenn 

dann die Umgehungsstraße noch gebaut wird, dann wird sie sogar noch zwischen 

Flughafen und Sternwarte verlaufen. Aber auch der Unterhalt der Gebäude würde 

viele Investitionen erfordern. 

Der entscheidende Grund aber war schon damals abzusehen: Wenn wir Jugendliche 

zur Astronomie führen wollen, dann dürfen wir nicht warten, bis sie zu uns kommen, 

wir müssen mit der Sternwarte, zu ihnen kommen. Und so hoffe ich, dass die neue 

Schul- und Forschungssternwarte, die auch noch von der Wilhelm und Else Heraeus 

Stiftung mit zusätzlichen Geräten versehen wird, eine Nähe zu Schulen schafft, die 

zu einer neuen Aktivität führt. 

Besuchen Sie die Sternwarte doch noch einmal in den letzten Monaten ihres aktiven 

Daseins….“ 

Nun, gekommen ist niemand von Ihnen…, aber bei der letzten öffentlichen Führung 

hatten wir über 100 Gäste! 

Es gibt aber noch eine letzte Gelegenheit zum Abschied nehmen: Am Tag der 

Astronomie, am Sa, 24.3.2012, werden wir die letzte Beobachtung in der Sternwarte 

anbieten, danach ist endgültig Schluss… 

Aber es warten neue Aufgaben auf die Fernrohre: 

Wenn die Bauarbeiten des Schülerforschungszentrums weiterhin so im Zeitplan 

bleiben, werden wir im April umziehen und die alten und neuen Fernrohre in der 

neuen Sternwarte aufbauen und einrichten. 

Unter einem abfahrbaren Dach wird der Schaer-Refraktor (3m Brennweite, 20 cm 

Öffnung) zusammen mit den Sonnenteleskopen (H Alpha, Kalzium, Weißlicht) auf 

der mittleren Säule montiert. Der 30 cm Newton-Reflektor kommt auf eine der 

beiden anderen Säulen und für die dritte Säule haben wir ein neues hochmodernes 

Celestron C14 erhalten. 

Zusätzlich wird es auf der Dachterrasse noch eine in der Höhe verstellbare Säule 

mit einer neuen Montierung für unser C8 geben. Damit können dann auch


Rollstuhlfahrer direkt durch ein Fernrohr sehen und beobachten. Vom Eingang aus 

führt ja ein Fahrstuhl direkt in den Sternwartenbereich. 

Mit vier Beobachtungsmöglichkeiten und Sternbilderführungen über den Dächern 

von Kassel dürften wir jedem Ansturm gewachsen sein. 

An der Universität Kassel wird man ab 2012 auch Astrophysik-Veranstaltungen 

besuchen können, das gibt weitere Kooperationsmöglichkeiten. 

Durch Zuwendungen der Wilhelm und Else Heraeus –Stiftung und des Ministeriums 

für Wissenschaft und Kunst konnten wir das Inventar der neuen Sternwarte nicht nur 

mit dem C 14 und der neuen Montierung aufstocken, sondern erhalten auch eine 

hochwertige CCD – Kamera mit Filtersätzen, weitere Filtersätze für 

Planetenbeobachtungen und Unterdrückung des Streulichtes der Stadt sowie viele 

neue Okulare, insgesamt ein Ausbau und eine Modernisierung unserer Geräte für 

fast 15000.-€! Dadurch ist die neue Sternwarte jetzt optimal ausgerüstet und wir 

werden hoffentlich vielen Menschen, vor allem Jugendlichen, die Astronomie näher 

bringen können. Sicher wird es möglich sein, in meiner monatlichen Astronomie- 

Rubrik der HNA viele Aktionen auf der neuen Sternwarte als Angebot aufzunehmen. 

Im April und Mai wird es viel Arbeit geben, vielleicht erklärt sich der ein oder 

andere bereit Bernd Holstein hierbei zu unterstützen. 

40 Jahre AAK sind im März 2012 vorüber und die neue Kooperation mit dem 

Schülerforschungszentrum der Universität, die hochwertig ausgerüstete Sternwarte 

und das Interesse von vielen jungen Menschen, diese neue Sternwarte zu 

unterstützen und in ihr zu arbeiten, lässt mich optimistisch in die Zukunft blicken. 

Ihr KP Haupt


Impressum 

Die KORONA wird herausgegeben vom Astronomischen Arbeitskreis Kassel e.V. (AAK) 

und kostenlos an die Mitglieder und befreundete Vereine im Austausch mit deren Mitteilungen 

verteilt. 

Redaktion: Alle Autoren 

Zusammenstellung: Bernd Holstein, Elias Sghaier 

Druck: Druckerei Bräuning & Rudert OHG, Espenau 

Auflage: 200 

Redaktionsschluss dieser Ausgabe: 27.12.2011 

Redaktionsschluss der kommenden Ausgabe: 01.06.2012 

Die Artikel können an den Vereinsabenden in der Albert-Schweitzer-Schule abgegeben oder 

an K.P.-Haupt gesendet werden. Es werden nur Dokumente in elektronischer Form unterstützt, 

die entweder per E-Mail an: korona@astronomie-kassel.de oder CD-ROM an obige 

Anschrift gesandt werden. Als Dateiformate werden Rich Text (.rtf), MS Word (.doc und 

.docx) oder OpenOffice (.odt) unterstützt. Abbildungen sollten idealerweise mit 300 dpi eingescannt 

werden, alle gängigen Bild-Dateiformate (mit ausreichender Qualität) werden akzeptiert. 

Ein E-Mail-Newsletter, der sich wirklich lohnt 


Viele von Euch haben bestimmt einen Email-Account. Viele von Euch werden 

wahrscheinlich auch täglich mit Werbung und Newslettern zugemüllt, die meisten davon 

landen direkt im Spam-Ordner oder werden gelöscht. So geht es selbstverständlich auch mir. 

Allerdings habe ich seit rund einem Jahr den Newsletter von astronomie.info abonniert. 

Dieser Newsletter ist wirklich gut recherchiert und enthält täglich (!) aktuelle Infos zu 

Planeten, Mond, Sonne, Deepsky, Satelliten und aktuellen Ereignissen. Es gibt auch eine 

tägliche Sternkarte und vieles mehr. 

Natürlich lese ich den Newsletter nicht immer und bei schlechtem Wetter macht es z.B. wenig 

Sinn, die täglichen Beobachtungshinweise zu lesen. Aber die hohe Qualität des Newsletters 

macht täglich Lust darauf, mal aufmerksam den Sternhimmel zu betrachten und ab- und zu 

mal das Teleskop zu benutzen. 

Die Anmeldung zum obengenannten Newsletter geschieht ihr auf astronomie.info ganz links 

unten im Menüpunkt Internet -> Newsletter. Wer lieber einen Newsaggregator benutzt, kann 

auf der Webseite natürlich auch ein RSS-Feed abonnieren. Und wer keine Newsletter mag, 

kann ja mal nur so auf der Webseite stöbern.


Sonnenaktivität – der Anstieg zum Maximum 

Beobachtung der Sonnenflecken von Juli 2008 bis November 2011 


Das Aktivitätsminimums am Ende des 23. Fleckenzyklus dauerte von 2007 bis 2009 war also 

außergewöhnlich lang. Da der 23. Fleckenzyklus 1996 begonnen hatte und ein Zyklus im 

Mittel 11 Jahre dauert, erwartete man das nächste Minimum im Jahre 2007. Es schien 

schließlich im Januar 2008 gekommen zu sein, weil dann eine kleine Gruppe erschien, die 

man für die erste Gruppe des neuen Zyklus hielt. Das war ein Irrtum. Auch 2008 gab es viele 

fleckenfreie Tage und minimale Monatsmittel der Relativzahlen. Diese Tendenz setzte sich 

bis Ende 2009 fort. 

Gegenwärtig sieht man den Dezember 2008 als Minimumsmonat an. Die Fachgruppe Sonne 

des VdS teilt im Internet mit. „Die nach P17 ausgeglichenen Monatsmittel der definitiven 

SONNE-Relativzahlen haben im Dezember 2008 mit 1,50 das Minimum erreicht.“ 

Seitdem stieg die Sonnenaktivität des neuen 24. Fleckenzyklus zunächst gering und dann seit 

März 2011 so stark an, dass das nächste Maximum 2013 zu erwarten ist. 

In KORONA 107 vom August 2008 berichtete ich über meine Beobachtung von Sonnenflecken 

von Juli 2007 bis Juni 2008 im Vergleich mit den Ergebnissen des SONNE-Netzes. 

In KORONA 112 folgten zwei Berichte über Sonnenflecken bis November 2010. Im vor- 

liegenden Beitrag wird die Sonnenaktivität des gesamten Zeitraumes von Januar2008 bis 

November 2011 beschrieben. 

Beobachtungsbedingungen 

Instrument: 80/1200 mm-Refraktor mit Zeiss-AS-Objektiv, Glas-Objektivsonnenfilter, 

15 mm-Okular, Pentaprisma, Vergrößerung 80 x, visuelle Beobachtung im Weißlicht. 

Beobachtungsort: Kassel-Nordshausen, 9° 26´ E, 51° 17´ N, 200 m ü. NN. 

Die Anzahl meiner Beobachtungstage pro Monat lag zwischen 4 Tagen im Januar 2010 und 

2011 und 29 Tagen im Juli 2010. Wegen der kürzeren Tage und des niedrigen Sonnenstandes 

sind generell von Oktober bis Februar viel weniger Beobachtungen möglich als im 

Sommer. Da ich im Januar 2010 und 2011 jeweils zwei Wochen verreist war, ergab sich in 

diesen Monaten die geringe Anzahl von nur 4 Beobachtungstagen. Andererseits gab es 2011 

im Oktober und November 2011 so viele wolkenfreie Tag, dass ich im Oktober an 22 Tagen 

und im November an 15 Tagen die Sonne beobachten konnte (s. Tabelle 1) 

__________________________________________________________________________ 

Monat. Jan Feb März Apr Mai Juni Juli Aug Sept Okt Nov Dez 

Jahr: 2008 9 19 20 19 20 26 24 21 21 18 11 11 

2009 12 8 8 13 20 16 23 12 20 18 10 11 

2010 4 11 20 19 14 24 29 21 15 19 6 9 

_______ 2011 4 13 19 18 13 24 23 28 21 22 15_____ 

Tab.1: Anzahl der Sonnen-Beobachtungen von R. Hedewig von 2008 bis 2011


Auswertung der Beobachtungen 

An jedem Beobachtungstag zeichnete ich die Sonnenflecken in eine Beobachtungsschablone 

und zählte die Fleckengruppen und die Flecken pro Gruppe, wobei die Gruppen der Nord- 

und Südhalbkugel getrennt gezählt werden. Positionsbestimmungen wurden nicht durchgeführt. 

Die Berechnung der täglichen Flecken-Relativzahl erfolgte nach der Formel 

Re = k (10 g + f) 

g = Anzahl der Gruppen, f = Gesamtzahl der Flecken aller Gruppen, k = k-Faktor. 

Der k-Faktor wird verwendet, um die Abweichungen der Fleckenzahlen eines Beobachters 

vom Mittelwert einer größeren Beobachtergruppe auszugleichen. Beobachter mit großem 

Instrument (Objektivdurchmesser > 80 mm) haben meist ein Faktor k < 1, während Beobachter 

mit kleinen Instrumenten (Objektivdurchmesser > 80 mm) meist einen k-Faktor > 1 

haben. Neben der Qualität des Instruments spielt noch die Erfahrung des Beobachters bei der 

Ermittlung der Fleckenzahl eine Rolle 

Bezugsinstrument mit k = 1 war ursprünglich der 80 mm-Refraktor der Züricher Sternwarte. 

Bei Mitgliedern des SONNE-Netzes, dem ich seit der Gründung 1977 angehöre, dient der 

Mittelwert der Beobachter als Bezugsgröße für den k-Faktor. 

Die Anzahl der Netz-Beobachter schwankt. Sie betrug im 2. Quartal 2008 81 (s. SONNE 123) 

und im 4. Quartal 2009 48 (s. SONNE 127). Mein k-Faktor wurde für die Zeit ab Januar 2009 

auf k = 0.809 festgelegt.. 

Jeweils nach Ende eines Monats meldet jeder SONNE-Netzbeobachter in einem Vordruck 

seine beobachteten, noch nicht mit dem k-Faktor multiplizierten Gruppen und Einzel-flecken, 

getrennt nach N- und S-Halbkugel der Sonne sowie die errechneten Monats-Mittelwerte der 

Gruppen und Flecken an die Mail-Adresse Relativzahl@VdS-Sonne. 

Der jeweilige Auswerter der Relativzahlen z. Z. (Andreas Bulling, Michael Delfs, Wilhelm- 

Foerster-Sternwarte in Berlin) bildet dann die Tages- und Monats-Mittelwerte der Gruppen 

und Flecken und veröffentlicht diese zusammen mit der Liste der Beobachter in der 

Zeitschrift “SONNE“, die zwei- bis dreimal jährlich erscheint. Eine ausführliche Beschreibung 

des SONNE-Netzes der VdS habe ich in KORONA 107, S. 5 veröffentlicht.


Die Entwicklung der Sonnenaktivität vom letzten Minimum zum Maximum 

Die Abbildungen 1-3 zeigen die Flecken-Relativzahlen der Jahre 2008 bis 2010. Die Zahlen 

von R. Hedewig wurden mit dessen k-Faktor 0.809 multipliziert, also reduziert. Zum 

Vergleich sind die in der Zeitschrift SONNE veröffentlichten Mittelwerte der Beobachter des 

SONNE-Netzes eingetragen. Diese Relativzahlen sind für die Zeit bis Juni 2010 in 

„SONNE“, bis Dezember 2010 von Andreas Bulling in „Sterne & Weltraum“ (SuW) 5/2011 

und bis Oktober 2011 von der Fachgruppe Sonne der VdS im Internet veröffentlicht.. 

Die Mittelwerte der Relativzahlen lagen von Januar 2008 bis November 2009 extrem niedrig 

bei Re = 0 bis 5, lediglich im März stiegen sie auf über 10 an. Entsprechend groß war die 

Anzahl der Tage, an denen überhaupt keine Flecken zu sehen waren (s. Abb. 4).


Abb. 1 - 3: Monatsmittel der Sonnenflecken-Relativzahlen (Re) der Jahre 2008 bis 2010 

_____ Hedewig, reduziert ------- Sonne-Netz (SONNE 122-128, Bulling 2011)


Abb. 4: Anzahl der fleckenfreien Tage der Beobachter des Sonne-Netzes von Januar 

2008 bis Dezember 2010 (Werte nach SONNE 122–127 und Internet: vds-sonne) 

Erst ab Dezember 2009 stieg die Sonnenaktivität etwas an, ereichte im Februar 2010 

einen kleinen Gipfel, sank von März bis Mai wieder ab, stieg dann ab Juni wieder an und 

erreichte im September 2010 einen Gipfel mit Re = 24 (Hedewig) bzw. Re = 25,7 (Netz). 

Der jetzt erwartete weitere Anstieg bleib aber aus, Die Sonnenaktivität sank von Oktober 

2010 bis Februar 2011 bis auf Re = 15 ab (Hedewig, reduziert). 

Dann endlich stieg die Sonnenaktivität im März 2011 steil an und erreichte das Monatsmittel 

von Re = 61 (Abb. 5). Auf diesen Gipfel folgte wieder ein Rückgang der Sonnenaktivität bis 

Juni 2011 mit dem Monatsmittel Re = 27 (Hedewig, reduziert). 

Dann aber ging es steil aufwärts. Die Monatsmittel der Flecken-Relativzahl stiegen von 27 

(Netz 42,8) im Juni auf 66,7 (Netz 94,6) im Oktober und 71,4 im November 2011 (Abb. 5). 

Noch deutlicher wird der Anstieg, wenn man die Tageswerte der Fleckenrelativzahlen 

betrachtet. Sie schwanken von Woche zu Woche sehr stark (Abb. 6) 

Das hängt auch damit zusammen, dass immer dann, wenn infolge der Sonnenrotation starke 

fleckenreiche Gruppen auf die Sonnenrückseite gelangen, die Flecken-Relativzahl 

zurückgeht, obwohl die fleckenreichen Gruppen auf der Sonnenrückseite noch vorhanden 

sind. Tauchen solche Gruppen nach zwei Wochen auf der Vorderseite wieder auf, steigt 

dadurch die Relativzahl wieder an, obwohl die Gesamtaktivität der Sonne während dieser 

einen Rotation (25,38 Tage) gar nicht wesentlich schwankte.


Abb. 5: Monatsmittel der Flecken-Relativzahlen von Januar bis November 2011 

(Hedewig, reduziert)


Den bisherigen Höhepunkt des 24. Fleckenzyklus erreichte die Sonnenaktivität nach meiner 

Beobachtung am 13. Oktober 2011 mit Re = 136 bzw. reduziert Re = 110. . 

Bis Ende Oktober sank die Tages-Relativzahl bis auf Re = 46 bzw. reduziert Re = 37 ab. Sie 

stieg im November bis zur Monatsmitte auf Re = 112 (reduziert 91) an, fiel in der Zeit vom 

16. – 28. November auf 75 bis 86 (red. 61 - 70) und stieg bis Monatsende auf 114 (red. 92). 

Die Anzahl der Fleckengruppen pro Tag lag im Oktober bei 3- 8 und im November bei 3- 9. 

Der starke Anstieg der Sonnenaktivität zeigte sich auch im Auftreten von Polarlichtern. In 

Deutschland waren. erstmals am 27.9. wieder Nordlichter zu sehen (Schröder 12/2011, 64) 

Abb. 6: Tages-Sonnenflecken-Relativzahlen im Oktober 2011 

Man beachte, dass die Relativzahlskala nicht bei 0, sondern bei Re = 35 beginnt. 

_____ Hedewig, reduziert _ _ _ _ nicht reduziert, --------- Tage ohne Beobachtung 

Die starke Luftunruhe bei tief stehender Sonne in den Monaten Oktober und November führt 

wahrscheinlich dazu, dass die Anzahl der beobachteten Flecken niedriger erscheint als bei 

besserer Sicht, so dass die Relativzahl niedriger ausfällt als bei gleich starker Sonnenaktivität 

im Frühjahr und Sommer.


Die starke Sonnenaktivität in den Monaten Oktober und November, die sich auch in der 

ersten Dezember-Hälfte fortsetzte, lässt erwarten, dass das Aktivitätsmaximum im Jahre 2013 

eintritt. 

Leider waren im Dezember 2011 wegen häufiger Bewölkung und mehrerer Regentage in 

Deutschland nur wenige Beobachtungen möglich. 

Die im Internet täglich veröffentlichten Sonnenfotos zeigen, dass die Anzahl der Gruppen 

auch in der ersten Dezemberhälfte groß war. So waren z.B. auf dem Foto der NASA am 12. 

Dezember 5 Fleckengruppen zu erkennen. Die Anzahl der Einzelflecken kann auf solchen 

Bilder wegen des Bildschirmrasters nur ungenau erkannt werden 

Abb. 7: Tages-Sonneflecken-Relativzahlen im November 2011 

______Hedewig, reduziert, _ _ _ _ nicht reduziert, --------- Tage ohne Beobachtung


Aktivitäten auf der Nord- und Südhalbkugel der Sonne 

Tabelle 2 zeigt, wie unterschiedlich die Aktivität auf der Nord- und Südhalbkugel der Sonne 

im Beobachtungszeitraum war. 

Gewertet wurden nur die Ergebnisse derjenigen Beobachter, die Positionsbestimmungen der 

Flecken vorgenommen haben. Deshalb ist die Anzahl der Beobachter in dieser Tabelle viel 

niedriger als die Gesamtzahl der Beobachter. 

Von Juli bis Dezember 2008, als die Aktivität insgesamt sehr gering war, dominierte über- 

die Aktivität der Nordhalbkugel. Diese Tendenz setzte sich auch 2009 fort. Lediglich im Juli 

2009 und im Mai und Juni 2010 war die Aktivität der Südhalbkugel deutlich stärker. 

Damit bestätigt sich die schon länger beobachtete Tendenz, dass im Minimum die Aktivität 

der Nordhalbkugel dominiert. 

__________________________________________________________________________ 

_______________ __ 2008 Jan Feb Mär Apr Mai Jun Juli Aug Sep Okt Nov Dez 

Nord Anzahl der Gruppen 0.0 0.0 0.0 0.1 0.1 0.0 0.0 0.0 0.04 0.2 0.3 0.0 

Süd Anzahl der Gruppen_ 0.1 0.1 0.6 0.1 0.1 0.3_ 0.04 0.0 0.0 0.03 0.0 0.05 

Nord Flecken-Relativzahl 0.5 0.2 0.1 0.9 1.2 0.0 0.0 0.1 0.6 2.3 4.0 0.0 

Süd Flecken-Relativzahl 1.5 1.3 10.2 1.6 1.8 3.4 0.4 0.0 0.1 0.4 0.0 0.6 

Anzahl der N/S-Beobachter 6 8 7 10 11 11 9 9 8 9 6 6_ 

__________________________________________________________________________ 

________________ 2009 Jan Feb Mär Apr Mai Jun Juli Aug Sep Okt Nov Dez 

Nord Anzahl der Gruppen 0.1 0.03 0.0 0.0 0.1 0.1 0.4 1.0 0.8 0.4 0.4 0.4 

Süd Anzahl der Gruppen 0.0 0.0 0.0 0.03 0.03 0.1 6.4 0.4 0.3 0.2 0.4 0.6 




__________________________________________________________________________ 

_________________ _2010 Jan Feb Mär Apr Mai Jun Juli Aug Sep Okt Nov Dez_ 

Nord Anzahl der Gruppen 0,4 1,0 0,8 0,4 0,4 0,4 0.7 1.4 0.8 1.1 1.1 1.1 

Süd Anzahl der Gruppen 6,4 0,4 0,3 0.2 0.4 0.6 0.6 0.3 0.9 0.6 0.6 0.2_ 




_________________________________________________________________________ 

__________________2011 Jan Feb Mär Apr Mai Juni Juli Aug Sep Okt Nov Dez 

Nord Anzahl der Gruppen 1.0 1.3 2.0 2.5 2.0 1.7 2.2 2.2 3.8 4.1 

Süd Anzahl der Gruppen 0.5 0.7 1.1 0.9 1.1 1.0 0.8 0.6 1.3 2.0_________ 

Nord Flecken-Relativzahl 12.9 19.9 39.0 42,8 27.3 25.7 33.7 38.2 66.8 66.5 

Süd Flecken-Relativzahl 7.3 14.4 18.5 14.6 16.2 17.1 12.5 9.2 20.1 28.1________ 

Anzahl der N/S-Beobachter 3 5 8 10 9 9 4 4 7 5__________ 

Tab. 2: Unterschiedliche Aktivität der Nord- und Südhalbkugel der Sonne 2008 bis 2010 

Ergebnisse der Sonne-Netzbeobachter, die Anzahlen der Nord-Süd-Beobachter 

sind Mittelwerte. Werte bis 6/2010 aus SONNE 122-128, ab 7/2010 provisorische 

Relativzahlen von vds-sonne (Internet)


Zeichnungen von Fleckengruppen 

Abb. 8: Sonnenflecken am 13. Oktober 2011 mit Nummern der Fleckengruppen 

und Anzahl der Flecken pro Gruppe. Zeichnung: R. Hedewig 

Abb. 9: Sonnenflecken am 30.11. 2011 mit Nummern der Fleckengruppen und Anzahl der 

Flecken pro Gruppe. Zeichnung: R. Hedewig


Abb. 10: Entwicklung der großen Fleckengruppe Nr. 1302 vom 22.9. bis 3.10.2011 

mit Datumsangaben und Anzahl der Flecken an diesen Tagen 

(Zeichnung: Hedewig) 

Welche Gruppentypen traten während des Minimums 2009 auf? 

Im Minimum sind die Fleckengruppen und die Flecken selbst kleiner als im Maximum. 

Der Astronom Max Waldmeier (Zürich) ordnete 1938 die Fleckengruppen im Hinblick auf 

ihre Größe, ihre Uni- oder Bipolarität und die Größe ihrer Flecken den neun Gruppen A, B, 

C, D, E, F, G, H und J zu. 

Während eines Maximums durchlaufen große, lange bestehende Gruppen alle Flecken- 

Klassen von A bis J. Im Minimum dagegen durchlaufen die meisten Gruppen nur die Klassen 

A bis C oder D und entwickeln sich dann zurück oder werden zu einer J-Gruppe, so dass die 

großen Gruppen der Klassen F, G, H gar nicht und der Klasse E selten auftreten. 

Die Häufigkeit der Fleckentypen nach Waldmeier im Jahre 2009 zeigt Abb. 11. 

Danach dominierten 2009 die A-Gruppen, während die großen Gruppen der Typen F, G. H 

völlig fehlten und Gruppentyp E sehr selten auftrat. Allerdings traten auch Gruppen auf, die 

sich nicht eindeutig einer Waldmeier-Klasse zuordnen ließen. 

Die große Gruppe in Abb. 10 entwickelte sich vom 22.9. bis 25.9. von einer D-Gruppe zu 

über eine E-Gruppe zu einer F-Gruppe, die bis 2./3. 10. in eine G-Gruppe überging.


Abb. 11: Prozentuale Verteilung der Sonnenfleckengruppen auf die 9 Waldmeier-Klassen 

im Jahre 2009. Beobachter: SONNE-Netz, Auswertung: Michael Möller 

(aus Möller 2011, S. 65, Zeichnungen der Waldmeier-Klassen ergänzt) 

Positionen der Sonnenflecken 

Beobachtet man die Positionen der Fleckengruppen auf der Sonnenoberfläche über mehrere 

Fleckenzyklen, die jeweils rund 11 Jahre dauern, kann man eine Gesetzmäßigkeit fest-stellen: 

Zu Beginn eines neuen Fleckenzyklus am Ende eines Minimums tauchen die ersten Flecken 

des neuen Zyklus in hohen heliographischen Breiten, also weit im Norden oder Süden der 

Sonne auf. Im Lauf der Zeit vom Minimum zum Maximum treten Flecken-gruppen 

zunehmend näher am Äquator auf. Beim Abstieg vom Maximum rücken 

die Gruppen immer näher an der Äquator, bis sie schließlich im Minimum überwiegend in 

Äquatornähe liegen und dann verschwinden. Danach treten die ersten Gruppen des neuen 

Zyklus wieder in hohen heliographischen Breiten auf. 

Trägt man die Positionen der Fleckengruppen in ein Koordinatennetz der heliographischen 

Breite über die Zeit eines ganzen Zyklus (ca. 11 Jahre) ein, erhält man ein Diagramm, dessen 

Gestalt einem Schmetterling ähnelt. Es wird deshalb als Schmetterlingsdiagramm bezeichnet.


Abb. 12 zeigt die Schmetterlingsdiagramme der letzten drei Sonnefleckenzyklen der Zeit von 

Ende 1979 bis Ende 2010, also vom 21. bis 23. Zyklus. Die Zeitskala enthält die 

Nummerierung der Sonnenrotationen (je 25 Stunden) nach Carrington. 

Abb. 12: Schmetterlingsdiagramm von 204 027 Positionen des SONNE-Beobachternetzes 

der Zeit vom 27. 12. 1979 bis 30. 10. 1979 (Rotationen 1690-2102) 

(aus Möller 2011, S. 65) 

Das erste Drittel des 21. Zyklus (Jahre 1978/79) ist nicht erfasst, weil regelmäßige, 

auswertbare Positionsbestimmungen des SONNE-Netzes erst seit Ende 1979 in 

ausreichender Anzahl vorliegen. Im rechten Teil des Diagramms , zwischen den Positionen 

2070 und 2100 sind die Fleckenpositionen des ersten Sechstels des jetzt laufenden 24. Zyklus 

dargestellt. Darüber hinaus sind in der Zeitschrift SONNE Nr. 129 (August 2011, 

S. 19-20) Tabellen der Fleckenpositionen der Netz-Beobachter bis Rotation Nr. 2109 

(März 2011) veröffentlicht. 

Weshalb dauerte das Fleckenminimum 2007 bis 2009 so lange? 

Erstmalig seit 100 Jahren verschwanden die Sonnenflecken in den Jahren 2008 und 2009 fast 

vollständig. An vielen Tagen fehlten die Sonnenflecken. Mehrfach dauerte eine fleckenfreie 

Zeit fast einen ganzen Monat (März und August 2009, s. Abb. 4). Im August 

2009 zeigte sich die Sonne nach Angaben des SONNE-Netzes an 30 Tagen und nach SIDC 

an allen 31 Tagen fleckenfrei. 

Während dieses langen Minimums schwächte sich das solare Magnetfeld, so dass die


kosmische Strahlung verstärkt in das Sonnensystem eindringen konnte. Die obere Atmosphärenschicht 

der Erde kühlte sich ab und schrumpfte. 

Wo liegen die Ursachen dieser extrem langen, niedrigen Sonnenaktivität? 

Nach einem neuartigen Computermodell des Teams um Dibyendu Nandi vom Indian Institute 

of Science Education and Research in Kalkata (Indien) überlagerten sich tief-liegende 

Plasmaströme der Sonne mit der Bildung der Flecken und verlängerte das Minimum. 

Seit Jahren vermutet man die maßgebliche Bedeutung eines riesigen Systems von meridionalen 

Plasmaströmen, die entlang der Sonnenoberfläche verlaufen, an den Sonnenpolen in 

das Innere abtauchen und am Sonnenäquator wieder auftauchen. Diese schlaufenförmigen 

Strömungen spielen im 11jährigen Sonnenzyklus eine Schlüsselrolle. 

Wenn sich Flecken aufzulösen beginnen, nehmen die Oberflächenströmungen die Magnetfeldreste 

mit und rücken sie ins Innere der Sonne. 300 000 km unter der Oberfläche ver-stärkt 

der solare Magnetdynamo diese Reste. Ist ein neuer Magnetfeldschlauch groß genug, steigt er 

wegen seines Auftriebs nach oben. An den Durchstoßpunkten des Magnetfeld-schlauches 

erscheinen dann in der Photosphäre neue Sonnenflecken. 

Nach Ansicht des Nandi-Teams beschleunigte sich im auslaufenden 23. Zyklus in den späten 

1990er Jahren der Konvektionsgürtel. Dieser schnelle Gürtel zog die Magnetreste 

der aktiven Regionen schnell in den inneren Sonnendynamo, wo er verstärkt wurde. Als 

die Magnetreste der alten Flecken den Dynamo erreichten, waren sie zu schnell für eine 

vollständige Wiederbelebung und die Fleckenproduktion wurde gehemmt. 

Der Konvektionsgürtel verlangsamte sich später in den 2000er Jahren wieder und die 

Magnetfelder blieben länger in der Dynamozone zur Verstärkung, aber die Auswirkungen 

zu geringer Aktivität waren bereits sichtbar. Neue Sonnenflecken konnten fast gar nicht 

gebildet werden. Weil die Magnetschläuche auf ihrem Weg zurück zur Sonnenoberfläche nur 

sehr langsam waren, konnte der langsamere Konvektionsgürtel nur wenig zur neuen 

Sonnenfleckenbildung beitragen. Deshalb verspätete sich der Beginn des 24. Zyklus und ein 

Jahrhundertminimum war die Folge. 

In Zukunft wird das Solar Dynamics Observatory (SDO) die Bewegungen des Konvektionsgürtels 

im Inneren der Sonne mit Hilfe der Helioseismologie messen, so dass Vorhersagen 

über die Entwicklung künftiger Minima der Sonnenaktivität möglich werden (nach Phillips 

2011). 

Literatur 

Bulling, A. (2011): Die Sonnenaktivität im Jahr 2010. 

Sterne & Weltraum 5/2011, S. 80-85 

Hedewig, R. (2008): Das Sonnenaktivitätsminimum 2007/2008. 

Korona 107, S. 4-14 

Hedewig, R. (2011): Die schwache Sonnenaktivität 2007-2009. 

Korona 112, S. 9-20


Bildgewinnung mit CCD Chip 

von Bernd Holstein 

Eigentlich wurden CCD Chips in den 60er Jahren als Datenspeicher für Computer 

entwickelt. Man fand aber bald heraus, dass sie sich auch vorzüglich zum Sammeln 

von lichtgenerierten Ladungen eignen. 

Noch vor einigen Jahren wurden die Bilder mit chemischen Filmen gewonnen. 

Hierbei schwärzen einfallende Photonen die einzelnen Silberkörner in einem Film. 

Bei den chemischen Filmen mussten eine bestimmte Menge Photonen einfallen, um 

überhaupt eine Schwärzung zu erzeugen. Allerdings wurden beim Entwickeln der 

Filme auch immer einige wenige Silberkörner geschwärzt, die nicht belichtet waren. 

Diese Schwärzung wird als Grundschleier bezeichnet. War der Film gesättigt, 

erfolgte überhaupt keine Schwärzung mehr. 

Die Anzahl der Elektronen, die durch den Einfall von Photonen in einem CCD Chip 

freigesetzt werden, steigt dagegen von Anfang an kontinuierlich. Allerdings ist auch 

die obere Anzahl der Elektronen begrenzt. Die Grenze des Elektronenanstiegs liegt 

ungefähr bei 80 bis 90 Prozent der sogenannten Full-Well-Kapazität, ein Maß für die 

maximale Elektronenaufnahme eines Pixels, das direkt von dessen Fläche abhängig 

ist. Je höher die Full-Well-Kapazität ist, desto besser ist die Dynamik eines CCD 

Chips. Allerdings liefert auch ein Pixel ein minimales Signal, wenn kein Photon auf 

ihn auftrifft. Dieses Signal wird als Bias bezeichnet. 

Man kann die Funktion eines CCD Chips grob durch ein Eimermodell darstellen. 

Auf der rechten Seite ist das Modell als Grafik abgebildet. 

Die von der Messstation gemessenen Werte vom A/D Wandler werden in Zahlen 

umgesetzt und können so als Helligkeitswerte für die Bildschirmdarstellung 

verwendet werden. 

Da man nun alles als Zahlen hat, steht einer weiteren Verarbeitung, wie z.B. 

bestimmte Zahlenwerte aufsuchen und zählen, Werte in einem bestimmten Radius 

um einen ausgesuchten Pixel verändern, Werte dazu addieren oder auch subtrahieren 

usw., nichts mehr im Wege.


Vereinfachte Darstellung der Funktion einer CCD Bilderzeugung.


Weitere Aspekte einer CCD Bildgewinnung. 

In jedem Pixel werden auch Elektronen durch thermische Effekte frei. Diese nennt 

man thermisches oder Dunkelstrom- Rauschen, welches aber durch Kühlung des 

Chips minimiert werden kann. Man kann auch das Rauschen mit geschlossenem 

Verschluss aufnehmen (Darkframe) und anschließend von der eigentlichen 

Aufnahme abziehen. 

Wenn in einem Pixel Elektronen durch Photonen freigesetzt werden so spricht man 

von einem Signal ( = S) . Da das Rauschen ( N = noise) auch ein Signal ist spricht 

man von einem Signal / Rauschverhältnis ( S/N ). Damit sich das gewonnene Signal 

von dem Rauschsignal abhebt, muss der Betrag des Signals deutlich höher, 

wenigstens das dreifach, als das des Rauschens sein. 

Erzeugt man mehrere Bilder und überlagert diese, so vermindert sich das Rauschen 

im Endprodukt um die Wurzel der Anzahl der überlagerten Bilder. Diese Technik 

wird unter anderem erfolgreich bei der so genannten Video- Astrofotografie, z.B. 

Planetenaufnahmen mit einer WEB Cam, angewandt. 

Wird ein Pixel überbelichtet, so kann es passieren, dass dieser überläuft und seine 

Ladung an einen anderen abgibt. Durch die Bauart des Chips, der die 

Ladungsabgabe nur in Richtung des Ausleseverstärkers vollziehen kann, erhält das 

überbelichtete Objekt einen immer länger werdenden Schweif von überbelichteten 

Pixeln. Dieses Phänomen nennt man Blooming. Nun kann man durch Aufbringen 

eines sogenannten Antiblooming-Gates auf den Chip diesen Effekt verhindern. Man 

erkauft sich das aber mit einem nicht unerheblichen Verlust der Empfindlichkeit. 

Ein belichteter Stern besteht durch Atmosphärische Störungen und das 

Auflösungsvermögen der verwendeten Optik nie aus nur einem belichteten Pixel. In 

einem Chip mit kleinen Pixeln wird ein sehr Detailreiches aber auch schwächeres 

Signal erzeugt. Bei einem Chip mit größeren Pixeln wird ein stärkeres aber auch 

gröberes Signal erzeugt. Wo ist jetzt der gesunde Kompromiss ? Bei geringer 

Auflösung der Optik werden keine hochauflösenden Chips benötigt. Bei einer hohen 

Auflösung, werden dagegen höher auflösende Chips mit kleineren Pixeln benötigt. 

Gute Astrokameras haben die Möglichkeit, mehrere kleine Pixel zu einem großen 

Pixel zusammen zu schalten. Dieses Verfahren nennt man Binning. Ein gebinnter 

Pixel hat eine größere Lichtsammelfläche als ein kleiner einzeln Pixel und benötigt 

auch weniger Speicherkapazität. Dadurch ist auch das erzeugte Bild kleiner als ein 

ungebinntes Bild.


Wie die Farbe in die Bilder kommt 

Die Chips sind alle Sensoren die nur Photonen in Elektronen wandeln. Es entstehen 

nur Graubilder. An sogenannten Monochromkameras werden Filter benutzt um jede 

Farbe einzeln aufzunehmen. Man muss die einzelnen Bilder dann noch einfärben und 

zu einem gesamten Bild kombinieren, weshalb diese Verfahren auch Komposite 

genannt werden. 

Bei Farbchips werden die Pixel, und zwar jeder einzelne mit einem Filter bedeckt, so 

dass je ein Pixel rotes, ein Pixel grünes und ein Pixel blaues Licht bekommt. Es gibt 

nun verschiedene Anordnungen der Filter worauf ich aber an dieser Stelle nicht 

besonders eingehen möchte. Die jedem Pixel zugeordneten Filter werden durch die 

Kamera-Software zu einem Farbbild zusammengesetzt. Ein so erzeugtes Farbbild hat 

eine niedrigere Auflösung wie ein Farbbild, das mit der gleichen Chipgröße im 

Komposite- verfahren erzeugt wird. 

Die verschiedenen Chiptypen 

Auf der letzten Seite sind die unterschiedlichen Chiptypen als Grafik dargestellt. Da 

ist einmal der Fullframe Chip der genauso funktioniert wie das Eimermodell. Dann 

der Frametransfer Chip, der einen belichteten Bereich komplett in einen vom Licht 

abgedeckten Bereich schiebt und dann erst ausliest. Das hat den Vorteil, dass 

während des Auslesens neu belichtet werden kann. Und zum Schluss der 

Interlinetransfer Chip, hier werden die belichteten Bereiche zeilenweise in vom 

Licht abgedeckte Bereiche verschoben und dann ausgelesen. 

Wer tiefergreifendes Interesse an diesem Thema hat, dem ist das Buch " CCD 

Astronomie in 5 Schritten" von Axel Martin und Karolin Kleemann-Böker, 

erschienen im Okulum Verlag, wärmstens zu empfehlen.


Der unterschiedliche Aufbau von CCD Chips im Vergleich. 

Lichtempfindliche 

Fläche 

Auslesezeile 

Fullframe Chip 

Interlinetransfer Chip 

Lichtempfindliche Fläche 

Auslesezeile 

Maskierte inaktive Fläche 

Lichtempfindliche 

Fläche 

Maskierte inaktive 

Fläche 

Auslesezeile 

Frametransfer Chip


Wie groß wird das größte Teleskop der Welt? 

von Roland Hedewig 

In Korona 113, Seite 20, berichtete ich davon, dass in Chile das Teleskop E-ELT mit 

einem Spiegeldurchmesser von 42 m gebaut werden soll. 

Wie die Zeitschrift „Sterne und Weltraum“ in Heft 8/2011 berichtet, wurde der 

geplante Spiegeldurchmesser inzwischen von 42 m auf 39,3 m reduziert. Dadurch 

sinken die Kosten erheblich. Die Finanzierung dieses Instruments durch die ESO ist 

gesichert, Die Inbetrieb-nahme soll im Jahre 2018 erfolgen. 

Der Hauptspiegel des E-ELT (European Extremely Large Telescope) wird aus knapp 

1000 sechseckigen Spiegelelementen zusammengesetzt. Die Spiegelfläche wird 1213 

m² betragen und ist damit 5,75 mal so groß wie die Fläche der vier 8,2 m-Teleskope 

(VLT) auf dem 

Cerro Paranal zusammen. 

Das gigantische neue Teleskop erhält seinen Standort auf dem 3060 m hohen Cerro 

Armazonas in der chilenischen Atacama-Wüste, nur 20 km vom Cerro Paranal 

entfernt. 

Am 13. Oktober 2011 wurde in Santiago de Chile eine Vereinbarung zwischen der 

ESO und dem Staat Chile unterzeichnet, durch die 189 km² Land um den Cerro 

Armazonas für den Bau des Teleskops an die ESO übertragen und weitere 362 km² 

in der Umgebung des Geländes für 50 Jahre zum Schutzgebiet erklärt wurden, um 

die Beeinträchtigung des E-ELT durch Lichtverschmutzung oder Bergbauarbeiten zu 

verhindern. 

Durch die Nähe des E-ELT zum VLT auf dem Cerro Paranal kann ein großer Teil 

der zum Betrieb der Teleskope notwendigen Infrastruktur (z.B. Zufahrtstraßen, 

Werkstätten, Astronomenhotel) gemeinsam genutzt werden (Wikipedia, abgerufen 

am 7.12.2011). 

Roland Hedewig


Rezension: “Kosmos Himmelsjahr 2012” 


Viele Astronomen kennen bereits das Kosmos Himmelsjahr. Es handelt sich um ein 

jährlich erscheinendes Buch von Hans-Ulrich-Keller mit einer Auflistung aller 

wichtigen Himmelsereignisse des Jahres. In dieser Rezension geht es um die dazu 

passende DVD. Auch wenn man mittlerweile im Internet viele Informationen finden 

kann, ist es oft sehr mühsam, sich die notwendigen Informationen zusammen zu 

suchen. Die vorliegende DVD stellt ein Kondensat aller relevanten Informationen 

dar und ermöglicht im Gegensatz zum Buch die Interaktion des Benutzers. Die 

Tabellenwerke lassen sich so z.B. individuell für den eigenen Standort berechnen. 

Der Inhalt der DVD spiegelt ziemlich genau den Inhalt des Buches wider, folglich 

sollte man sich genau überlegen, ob man die Inhalte gerne am Bildschirm liest 

(nimmt man wirklich seinen Laptop mit in den Urlaub oder auf die Sternwarte) oder 

doch gerne etwas Gedrucktes in der Hand hält. Beim Lesen auf dem PC hilft das 

integrierte kleine Astronomie-Lexikon, d.h. mit einem Klick auf unterstrichene 

Fachbegriffe gelangt man zum entsprechenden erklärenden Beitrag. 

Im Vergleich zum Buch enthält die DVD für jedes Quartal einen Animationsfilm 

über den aktuellen Sternenhimmel und über ein ausgewähltes Thema. Außerdem 

enthält die DVD einige Aninimationsfilme (insgesamt ca. 45min) zu den Ereignissen


des Jahres: Über den kaum sichtbaren Venusdurchgang sowie die in Europa nicht 

sichtbare ringförmige Sonnenfinsternis. 

Desweiteren ist der Redshift-Launcher enthalten, mit dem der jeweilige 

Sternenhimmel angezeigt werden kann. Dies ist nicht nur ein Abspielprogramm, 

sondern eine funktionsfähige Planetariumsoftware (wenn auch mit minimalem 

Funktionsumfang). Für Anfänger sind die enthaltenen rund 150000 Himmelsobjektie 

in jedem Fall ausreichend. Dies ist ein klarer Vorteil beim Erwerb der DVD. 

Für knapp 18 Euro kann man die DVD im Handel erwerben. Als Betriebssystem 

wird Windows 7 / Vista / XP vorrausgesetzt. Außerdem muss man natürlich über ein 

DVD Laufwerk verfügen. Wichtig: Trotzdem benötigt man deutlich mehr als 500 

MB freien Festplattenplatz für die Installation. 

Im Vergleich dazu zahlt man für das Buch knapp 15 Euro (288 Seiten, ISBN-13: 

978-3440126080) .


Neue Mitglieder 

Der AAK begrüßt als neuestes Mitglied recht herzlich: 

Gerhard Fuchs 

Eschebergstraße 91 

34128 Kassel 

Gerhard ist Pensionär, in 1999 vom begeisterten Radtouristen zum Rollstuhlfahrer 

geworden und 78 Jahre alt. Er war als Garten- und Landschaftsplaner bei der Stadt 

Kassel Beamter. In der Folge der unerwartbar eingetretenen Änderung seiner 

Lebensbedingungen entdeckte er sein Interesse neu an den Fragen, die schon 

ausgangs seiner Schulzeit vorhanden waren: Die Existenz unserer Welt in ihrer 

Abhängigkeit vom Geschehen des Universums als Teil von ihm.


3.1.2012 1:00 Uhr Mond 4,4 Grad nördlich von 

Jupiter 

4.1.2012 8:23 Uhr Quadrantiden Maximum 

(sichtbar 1.-6.1., ZHR


21.4.2012 5 Astraea im Stillstand, danach 

rechtläufig 

22.4.2012 5:54 Uhr Lyriden Maximum (sichtbar 

16.-25. April mit ZHR~20 bei 

v=50km/s) 


Jupiter 

30.4.2012 9:00 Uhr Venus im größten Glanz 

4.5.2012 19:08 Uhr Eta-Aquariden Maximum 

(sichtbar vom 1. - 15. Mai, 

ZHR~60, V=60km/s) 

13.5.2012 13:46 Uhr Jupiter in Konjunktion mit der 

Sonne 

15.5.2012 18:00 Uhr Venus im Stillstand, danach 

rückläufig 

20.5.2012 Scorpius-Sagittariden 

Maximum (schwach, 

V=30km/s (langsam)) 

20.5.2012 1:00 Uhr 3 Pallas in Opposition zur 

Sonne mit 10m,2 

21.5.2012 0:54 Uhr Ringförmige Sonnenfinsternis, 

nicht sichtbar in Mitteleuropa 

22.5.2012 21:00 Uhr Venus 5,5 Grad nördlich vom 

Mond 

27.5.2012 12:14 Uhr Merkur in oberer Konjunktion 

mit der Sonne 

29.5.2012 6:00 Uhr Merkur im Perihel 

(Sonnennähe) 

1.6.2012 1:00 Uhr Mond 3,2 Grad südlich von 

Spica und 7,2 Grad südlich von 

Saturn (siehe April) 

2.6.2012 Tau-Herkuliden Maximum 

(sichtbar 18.5.-13.6.) 

4.6.2012 12:04 Uhr Partielle Mondfinsternis, nicht 

sichtbar von Mitteleuropa aus 

Quellen: 

5.6.2012 7:00 Uhr Neptun im Stillstand, danach 

rückläufig 

6.6.2012 2:17 Uhr Venus in unterer 

Konjunktion, Transit 

7.-8.6.2012 Libriden Maximum 

13.6.2012 Scorpius-Sagittariden 

Maximum (sichtbar 1.6.-30.6., 

V=26km/s) 

14.-15.6.2012 Juni-Lyriden Maximum 

(sichtbar 11.-21.6., ZHR~8 

(schwach)) 


Jupiter 


Venus 

21.6.2012 0:08 Uhr Sonne im Sommerpunkt, 

Sommersonnenwende, längster 

Tag des Jahres, Beginn des 

Sommers 

26.6.2012 Corviden Maximum (sichtbar 

24.6.-1.7.) 

26.6.2012 10:00 Uhr Saturn im Stillstand, danach 

rechtläufig 

27.6.2012 Juni-Draconiden Maximum 

ZHR~5 (schwach)) 

27.6.2012 5:00 Uhr Venus im Stillstand, danach 

rechtläufig 

27.6.2012 23:00 Uhr Mond 7,8 Grad südlich von 

Spica und 9,5 Grad südlich von 

Saturn (siehe April) 

29.6.2012 16:00 Uhr Pluto in Opposition zur Sonne 

* alle Uhrzeiten in MEZ 

http://www.surveyor.in-berlin.de/himmel · H.-U. Keller (Hrsg.): Das Kosmos Himmelsjahr, Franck- 

Kosmos-Verlag · Ron Baalke (Hrsg.): Space Calendar, NASA/JPL, 

http://www.jpl.nasa.gov/calendar/ · Fred Espenak (Hrsg.), "Twelve Year Planetary Ephemeris (TYPE)", 

NASA/GSFC, http://lep694.gsfc.nasa.gov/code693/ TYPE/TYPE.html


Vorträge und Veranstaltungen 

Veranstaltungen am Donnerstag: 

(alle Vorträge in der Albert-Schweitzer-Schule, Kassel, Neubau, 

Eingang Parkstr.) 

Do, 19.1., 19.00 Uhr Vortrag 

Wie entstehen Kontinentalverschiebungen, Erdbeben, Vulkane 

und Geysire? 

Referent: Prof. Dr. R. Hedewig 

Aktuelle Erdbeben mit einer großen Zahl von Opfern und der neue Vulkan bei der 

Insel Hierro geben Anlass zur Beschäftigung mit Kontinentalverschiebungen und 

deren Folgen. Welche Vorgänge im Erdinneren führen zur Verschiebung von 

Kontinentalplatten, zur Entstehung von Erd- und Seebeben, Vulkanen und heißen 

Quellen? Der Referent berichtet über Untersuchungsergebnisse und zeigt mit Dias 

Vulkane und Geysire, die er in Island, Süditalien, auf den Kanarischen Inseln, auf 

Java, sowie auf den Galapagos-Inseln, in Chile und in Neuseeland besuchte. 


Physik mal anders: Der Karlsruher Physikkurs KPK 

Referent: KP Haupt 

Im KPK werden die mengenartige Größen und deren Bilanzen in den 

Mittelpunkt der Physik gestellt. Dadurch gelingt es über das 

Begriffliche hinausgehende Analogien zwischen verschiedenen 

Stoffgebieten deutlich zu machen, die nicht nur das Lernen von Physik 

sondern auch das Verständnis deutlich erleichtern. Die Sprache der 

Physik wird für Schülerinnen und Schüler gleichermaßen verständlich. 

Zum Beispiel wird der Impuls als zentrale Größe (neben der Energie) 

behandelt und die Kraft als abgeleitete Größe (Impulsstromstärke) 

eingeführt. Die Idee dazu hatte schon Max Planck vor über 100


Jahren. In einigen Schulen, aber auch an einigen Universitäten, wird 

Physik nach dem Modell des KPK unterrichtet. Trotzdem gibt es auch 

zahlreiche Kritiker. Im Vortrag wird gezeigt, wie man die Mechanik in 

der Oberstufe nach dem Modell des KPK einführen und mit der 

Elektrizitätslehre verknüpfen kann. 


Einführung in die Physik der Dunklen Materie 

Referent: Florian Grundmann 

Der Vortrag behandelt die astronomischen Hinweise auf Dunkle Materie und mit 

welchen Methoden Astronomen diese Hinweise finden. Manche werde schon seit 

über einem halbe Jahrhundert diskutiert, andere sind sehr aktuell und spekulativ. Auf 

welche Eigenschaften der Dunklen Materie kann man schließen und wo befinden 

sich mögliche Kandidaten? 

Der Referent war als Schüler aktiv im PhysikClub tätig und hat erfolgreich mehrere 

Jugend forscht – Arbeiten geschrieben. Er studiert Physik in Aachen. 


Chaos und Vorhersagbarkeit der Welt: Der Lyapunov – Exponent 


Der Vortag zeigt, dass nicht trotz der klassisch-deterministischen Naturgesetze 

Chaos auftritt sondern gerade wegen ihnen! An einem einfachen chaotischen System 

können die Zuhörer/innen selbst die Eigenschaften der das Chaos bedingenden 

Gesetze erkunden. Dabei lernen sie den Lyapunov-Exponenten kennen und versehen, 

wann uns etwas wieso determiniert und voll berechenbar erscheint, wann wir es als 

zufällig und wann als chaotisch wahrnehmen. Wir wird verstehen, warum die Natur 

nicht gleichmäßig stetig ist und welche Problematik in den Klimamodellen vorliegt.


Do, 15.3., 19.30 Uhr (!) Vortrag 

Endzustände der Materie im Kosmos 


Braune Zwerge, Weiße Zwerge, Neutronensterne und Schwarze Löcher markieren 

das Ende der Entwicklung von Materiezuständen. Je nach Masse sind sie 

Endzustände der Sternentwicklung. Moderne Beobachtungsmethoden nutzen den 

Kosmos als Labor für außergewöhnliche Materieformen, ermöglichen aber auch 

weitreichende Anwendungen bis hin zur Kosmologie und enthüllen rätselhafte 

Beobachtungen wie die der Gammablitze. 

Do, 29.3., 19.00 Uhr Vortrag: 

Was sind Quantenpunkte? 


Quantenpunkte in Halbleitern bestehen aus nur wenige Nanometer großen 

Kristalliten. Sie sind Grundlage neuartiger elektronischer Bauelemente für 

Quanteninformationsverarbeitung oder Nano-Flash-Speicher. Sie können aber auch 

für Laser und optische Verstärker eingeführt werden. 

Der Vortrag erläutert die Physik der Quantenpunkte und zeigt, dass man wesentliche 

Eigenschaften durch Vergleich mit Wasserstoffatomen verstehen kann. 

Do,26.4., 19.00 Uhr Vortrag 

Die Entstehung der Strukturen im Universum 


Unser Kosmos ist nach neuesten Erkenntnissen aus dem „Nichts“ entstanden. Aber 

das Nichts hat Strukturen und diese Strukturen bestimmen auch die Entwicklung der 

sichtbaren Bauteile des Kosmos, Galaxienhaufen und Galaxien. Der Vortrag 

beschreibt wie aus Schallschwingungen Galaxienhaufen werden und zeigt 

Simulationen der Strukturbildung wie sie in den letzten Jahren mit 

Großrechenanlagen an deutschen Forschungsinstituten entstanden sind. Dabei 

gelingen Simulationen bis herunter zur Bildung der Sterne. Ein Universum im 

Computer? Wie nahe sind die Simulationen an der Realität?


Do,10.5., 19.00 Uhr Vortrag: 

Störungstheorie und die Bildung kosmischer Strukturen 

Referent: Florian Grundmann 

Das Lagrange-Verfahren gestattet die Einbeziehung von Nebenbedingungen in der 

Beschreibung von mechanischen Systemen. Der Referent war als Schüler aktiv im 

PhysikClub tätig und hat erfolgreich mehrere Jugend forscht – Arbeiten geschrieben. 

Er studiert Physik in Aachen und berichtet in diesem Vortrag über das Ergebnis 

seiner Bachelor-Arbeit in theoretischer Physik. 


Der scharfe Blick durch dicke Luft: Adaptive und aktive Optik 


Moderne Teleskope können die Spiegelform korrigieren und die Störungen durch die 

Erdatmosphäre (Seeing) mit schnellen Rechnern und verformbaren Hilfsspiegeln 

nahezu perfekt ausgleichen. Der Vortrag, vielleicht schon im neuen Vortragsraum 

der Sternwarte auf dem SFN (mit Blick auf unsere Fernrohre) zeigt die Technik der 

aktiven und adaptiven Optik. 


Das pädagogische Konzept des Schülerforschungszentrums 

Nordhessen 


Wahrscheinlich findet der Vortrag schon im Schülerforschungszentrum SFN statt. 

Das pädagogische und methodische Konzept der Arbeit im SFN wird vorgestellt, an 

Beispielen erläutert und die Übertragbarkeit auf den Regelunterricht diskutiert. 

Welche Bedeutung hat ein Forschungsprojekt in der Ausbildung junger Menschen? 

Wie lässt sich forschendes, eigenständiges Lernen im Physikunterricht trotz zentraler 

Abschlussprüfungen durchführen? 

Ein erster Rundgang durch die Räume des SFN ist nach dem Vortrag geplant.


Fr, 3.2., 18.00 Uhr Kurzreferate 

Veranstaltungen am Freitag 

Vorstellung der Arbeiten von „Jugend forscht“ und „Schüler experimentieren“ 

durch die Projektteams 

Fr, 9.3., 18.00 Uhr Kurzreferate 

Vorstellung der „Jugend forscht“ – Arbeiten, die am Landeswettbewerb 

teilnehmen 

Projektpräsentationen: 

An allen Freitagen, an denen um 18.00 Uhr kein Vortrag ist, stellen um 17.45 Uhr 

jeweils zwei Projektteams des PhysikClubs ihren aktuellen Projektstand vor. Gäste 

sind hier herzlich willkommen! 

Tag der Astronomie 

Veranstaltungen am Samstag 

Samstag,24.März, 15.00 Uhr bis 23.00 Uhr Sternwarte Calden (nur bei geeignetem 

Wetter) 

Sonnenbeobachtungen, Vorträge, Führungen, Beobachtungen des Sternenhimmels 

Dies ist der letzte Beobachtungstag in der Sternwarte Calden! 

Sternwarte auf dem SFN: 

Beginn der öffentlichen Führungen ab 22.6.! Näheres bitte der aktuellen Presse 

entnehmen oder auf www.physikclub.de bzw. www.astronomie-kassel.de nachsehen!


Veranstaltungen zur Eröffnung des 

Schülerforschungszentrums Nordhessen der Universität 

Kassel an der Albert-Schweitzer-Schule und der 

Eröffnung der Sternwarte auf dem SFN: 

Vermutlich in der Woche vom 11.6. bis 16.6. mit einem reichhaltigen Angebot von 

Vorträgen, Führungen und Präsentationen! 

Näheres bitte der aktuellen Presse entnehmen oder auf www.physikclub.de 

nachsehen! 

Ferienakademie des Schülerforschungszentrums 

Mo, 6.8. bis Fr, 10.8., jeweils 9.00 Uhr bis 13.00 Uhr 

Kinder der Klassen 4, 5 und 6 beschäftigen sich unter der Leitung von Jörg Steiper 

mit interessanten Experimenten und Beobachtungen aus Physik, Astronomie, Chemie 

und Biologie. 

Jeder Vormittag endet mit einem gemeinsamen Mittagessen, am Freitag ist eine 

Präsentation für Eltern und Freunde. 

Voranmeldung erbeten!


Schülerforschungszentrum Nordhessen 

In allen naturwissenschaftlichen und technischen Bereichen können Jugendliche 

aller nordhessischen Schulen eigenständig in Teams an Projekten aus der Physik, 

Chemie, Biologie, Mathematik, Informatik, Astronomie, Geographie und Technik 

forschen. 

Geplant ist, dass alle Projekte an allen Tagen, auch in den Ferien durchgeführt 

werden können. Zentrale Beratungen sind wie folgt vorgesehen: 

- Kids-Club: Klasse 5 und 6 

In kleinen Projekten erforschen wir interessante Fragen aus der Physik, der 

Astronomie, der Biologie und der Technik und lernen dabei die Methoden 

der Naturwissenschaftler kennen. Dienstags, 14.00 Uhr bis 15.30 Uhr 

- Junior-Club: Klasse 7 und 8 

Erste längere echte Forschungsprojekte aus allen naturwissenschaftlichen 

und technischen Bereichen können bis zu einem Jahr dauern und die Teams 

in wissenschaftliches Arbeiten einführen. Wir fördern die Teilnahme am 

Wettbewerb „Schüler experimentieren“. 

Freitags, 13.30 Uhr bis 15.15 Uhr und nach Vereinbarung 

- ScienceClub: ab Klasse 9 

Die authentischen Forschungsprojekte können aus allen Bereichen der 

Naturwissenschaften stammen und dauern in der Regel mehrere Jahre. Die 

Teilnahme am Wettbewerb „Jugend forscht“ wird unterstützt. 

Freitags ab 15.00 Uhr bis maximal 22.00 Uhr, samstags und nach 

Vereinbarung 

Homepage: www.physikclub.de


Einführung in die Astronomie 

Dr. Rüdiger Seemann veranstaltet für die Volkshochschule Kassel einen 

Astronomiekurs für Anfänger, der jeweils am Montagabend in der Albert- 

Schweitzer-Schule stattfindet. Anmeldung über die Volkshochschule. 

Sternwarte auf dem SFN 

Öffentliche Führungen: Ab 22.6.: Jeden Samstag bei wolkenfreiem 

Himmel ab Dämmerungsbeginn, frühestens 20.30 Uhr 

In geraden Wochen Sonnenbeobachtungen Samstags 13.00 Uhr bis 14.00 Uhr 

Instrumente: 

30 cm Newton-Reflektor mit Leitrohr. 

20 cm Schaer-Refraktor auf computergesteuerter Montierung mit Sonnenteleskope 

für H –Alpha - und Calzium – Licht 

Celestron C14 

AUSSENSÄULE (für Rollstuhlfahrer höhenverstellbar): Celestron C8 (20 cm 

Schmidt-Cassegrain) 

25 cm Dobson-Spiegelteleskop - hier können und dürfen Sie als Besucher unter 

unserer fachlichen Anleitung selbstständig Himmelsobjekte einstellen... trauen Sie 

sich! 

ZUBEHÖR: Feldstecher 20x80 mit Stativ, Gitterspektrograph, Halbleiter- 

Photometer, Interferenzfilter, T-Scanner für H-Alpha-Sonnenbeobachtung, 

Objektivsonnenfilter, CCD-Kamera mit Computer, Mintron-Himmelskamera mit 

Monitor 

Übertragungsmöglichkeit der Fernrohrbilder in den Vortragsraum. 

Eintritt: Erwachsene 1.-Euro, Jugendliche 0,50 Euro. Mitglieder des AAK und des 

SFN sowie deren Gäste zahlen keinen Eintritt. 

Vortragsraum und Dachterrasse mit Teleskop C8 sind mit Fahrstuhl auch für 

Rollstuhlfahrer zugänglich. Die Sternwarte wird über eine Treppe betreten.


Vereinsanschrift: 

Vorsitzender: K.-P. Haupt, Wilhelmshöher Allee 312, 34131 Kassel, 

Tel. 0561-311116. Mobil: 01772486810, Mail: kphaupt@aol.com


Sternwarte auf dem SFN


Der Vorstand des AAK 

Vorsitzender: Klaus-Peter Haupt, Wilhelmshöher Allee 300a, 34131 Kassel, Tel./Fax: 0561- 

311116, Mobiltel. 0177-2486810, E-mail: kphaupt@aol.com 

Kassenwart: Herbert Frisch, Tel. 0561- 6027866 

1. Beisitzer: Bernd Holstein, Tel.0561-877720 

2. Beisitzer: Reinhard Steinfeld, Tel.05542 - 4021 

3. Beisitzer: Elias Sghaier, Mönchebegrstr.25, 34125 Kassel 

Der AAK ist auch im World Wide Web vertreten: 

http://www.astronomie-kassel.de


Und nun zum Schluss der übliche Hinweis! 

Haben Sie Ihren Beitrag schon bezahlt? 

Der Jahresbeitrag beträgt 35.- Euro, der ermäßigte Beitrag beträgt 15.- 

€ (für Studenten, Schüler, Auszubildende oder auf Antrag beim 

Vorstand), der Familienbeitrag beträgt 50.- € 

Vereinskonto: Kasseler Sparkasse (BLZ 52050353) 127048

KORONA Nr. 114 43


Einladung zur 31. Planeten- und Kometentagung in 

Violau 

Die 31. Planeten- und Kometentagung findet vom 25. Mai 2012 bis 

zum 29. Mai 2012 im Bruder-Klaus-Heim in Violau bei Augsburg 

statt. Geboten werden Workshops zu fast allen Bereichen der 

Planeten- und Kometenbeobachtung. Zu dem Programm gehören die 

aktuellen Kometen, die Auswertung der Sichtbarkeiten der einzelnen 

Planeten sowie deren Monde und digitale Bildverarbeitung mit Giotto. 

Vorschläge zu Referaten sind selbstverständlich willkommen. Um die 

Kontakte zur professionellen Astronomie zu vertiefen und weitere 

Schnittstellen zu schaffen, werden voraussichtlich zwei Referenten aus 

Forschungseinrichtungen eingeladen. 

Da bei dieser Tagung alle Teilnehmer unter einem Dach untergebracht 

werden, gibt es somit vielfältige Möglichkeiten zum gegenseitigen 

Kennenlernen und Erfahrungsaustausch. 

Der Gesamtpreis inklusive Vollverpflegung und Unterbringung in 

Mehrbettzimmern liegt etwa bei 170 Euro bei Anmeldung bis zum 7. 

Mai 2012. (Einzelzimmer sind ca. 55 Euro teurer.) 

Ihre Anmeldung senden Sie bitte bis zum 7. Mai 2012 postalisch an 

Wolfgang Meyer, Martinstraße 1, 12167 Berlin oder per Internet über 

die Seite http://www.planetentagung.de. Anmeldungen können nur 

nach einer Anzahlung von 50 Euro auf das Konto des Arbeitskreises 

Planetenbeobachter (Postbank Berlin, Kontonummer 481488-109, 

BLZ 100 100 10, Kontoinhaber W. Meyer) berücksichtigt werden. 

Unter der Internetadresse http://www.planetentagung.de können Sie 

ebenso aktuelle Informationen und den Stand der Tagungsplanung 

abrufen.

1/2012 - Sternwarte Calden Kassel

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